Détecter les ondes gravitationnelles par interférométrie

Pour pouvoir détecter des ondes gravitationnelles, on doit pouvoir mesurer des variations de distance extrêmement petites (et périodiques). Inutile d’essayer d’utiliser le mètre étalon du Bureau International des Poids et Mesures de Sèvres. On sait depuis longtemps qu’une métrologie précise nécessite d’utiliser un étalon plus raffiné, la longueur d’onde de la lumière.

 

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La lumière est une onde électromagnétique. Comme toutes les ondes, c’est une oscillation caractérisée par sa longueur d’onde, c’est à dire la distance entre deux crêtes. La longueur d’onde de la lumière visible est une fraction (0.4 à 0.7) de micron (un millionième de mètre).

 

Diapositive2Mais comment transformer de la lumière en outil de mesure ? C’est le physicien Albert A. Michelson qui nous a appris à le faire à la fin du XIXe siècle. Il a utilisé le phénomène d’interférence : lorsque vous projetez une lumière cohérente (de nos jours un faisceau laser) sur une surface percée de deux fentes, les faisceaux lumineux émis par les deux fentes de l’autre côté de la planche interfèrent. On observe sur un écran placé plus loin des zones (appelées «franges») qui sont alternativement lumineuses et sombres. Elles forment une figure d’interférence. L’épaisseur des franges est directement liée à la longueur d’onde de la lumière.

Diapositive4Albert Michelson (1852-1931) comptant des franges

Albert Michelson a utilisé ce phénomène pour mesurer les distances dans une installation appelée interféromètre. Dans sa version moderne, un faisceau laser est projeté sur une lame séparatrice qui le divise en deux: chaque faisceau est ensuite réfléchi sur des miroirs éloignés pour revenir au séparateur de faisceau où ils sont recombinés pour interférer sur un écran un peu plus loin. Les deux bras de l’interféromètre sont les trajectoires des deux faisceaux indépendants. La figure d’interférence sur l’écran final dépend de la différence de longueur des deux bras.

Interféromètre de Michelson

Interféromètre de Michelson

 

Si une onde gravitationnelle traverse un interféromètre, les distances comme la longueur des bras changent périodiquement, ce qui provoque une variation périodique de la figure d’interférence. Ceci permet de détecter une onde gravitationnelle.

 

Quels détecteurs pour les ondes gravitationnelles?

Comme pour n’importe quelle onde, une onde gravitationnelle est caractérisée par sa vitesse, sa longueur d’onde et son amplitude.

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La relativité générale prédit que la vitesse est la même que celle de la lumière. Ceci devra être vérifié quand les ondes gravitationnelles seront découvertes.

La longueur d’onde est directement reliée à la taille du site cosmique (système binaire ou explosion) qui en est la source. Pour comprendre cela, notez que, dans la photographie ci-dessous, la taille de la goutte détermine la longueur d’onde (distance entre les crêtes des vagues). C’est un phénomène similaire pour les ondes gravitationnelles. Par ailleurs la taille du détecteur doit être du même ordre que la longueur d’onde, ni plus grand, ni plus petit. Donc la taille du détecteur doit être du même ordre que la taille du site cosmique.

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On a donc construit deux types de détecteurs :

  • Pour les sites cosmiques de petite taille, correspondant par exemple à des longueurs d’onde de quelques milliers de kilomètres : les interféromètres terrestres
  • Pour les sites cosmiques de grande taille, correspondant par exemple à des longueurs d’onde de plusieurs dizaines de millions de kilomètres : les interféromètre spatiaux

 

Finalement, l’amplitude de l’onde dépend de l’intensité de l’événement, qui est mesurée par la masse ayant produit le déplacement de courbure. Dans les grands sites cosmiques, il y a généralement beaucoup plus de masse disponible, et donc les signaux sont plus puissants pour les détecteurs spatiaux. Pour les détecteur terrestres, les signaux sont plus faibles et donc seuls les évènements ayant lieu à une distance relativement proche sont accessibles.

 

Il y a également deux autres façons de détecter les ondes gravitationnelles.

L’une utilise les pulsars milliseconde, c’est à dire des sources cosmiques présentes dans notre galaxie qui émettent des impulsions électromagnétiques observées sur terre. Quand une onde gravitationnelle passe entre la source et nous, elle induit une distorsion du temps qui peut être mesurée. En utilisant plusieurs de ces sources, on obtient un détecteur de la taille de notre galaxie (disons des dizaines de milliers d’années lumière).

On peut également regarder l’effet des ondes gravitationnelles primordiales produites dans l’Univers primordial lorsque la première lumière est apparue 380 000 ans après le Big Bang. Elles ont tendance à polariser cette lumière dite du fond cosmologique. Dans ce cas, comme la lumière du fond remplit l’Univers primordial, on pourrait dire qu’on utilise un détecteur de la taille de cet Univers. C’est cette polarisation que l’expérience BICEP2 pensait avoir détecté il y a quelques années.

 

En résumé, le schéma ci-dessous montre la diversité des échelles où l’on espère détecter les ondes gravitationnelles, et les techniques  qui nous permettraient de les étudier.

Spectre des ondes gravitationnelles (A la poursuite des ondes gravitationnelles, Dunod)

Spectre des ondes gravitationnelles (A la poursuite des ondes gravitationnelles, Dunod)

Un pas de deux, version trous noirs

La fusion d’un système binaire de trous noirs en un seul trou noir est l’un des systèmes les plus intéressants pour l’exploration des ondes gravitationnelles.

On distingue traditionnellement trois phases dans cet événement, souvent appelé coalescence de trou noir. Elles sont représentées dans le schéma ci-dessous, dessiné par le grand spécialiste des trous noirs Kip Thorne.

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Initialement, les deux trous noirs forment un système binaire en rotation. C’est de la masse en mouvement : le système perd donc de l’énergie sous forme d’ondes gravitationnelles (la fréquence des ondes gravitationnelles est directement reliée à la fréquence de rotation). Les deux trous noirs se rapprochent donc et tournent de plus en plus vite. Cette phase est appelée phase spiralante. L’attraction gravitationnelle entre les deux trous noirs reste faible et on peut appliquer les méthodes standards de la gravitation pour calculer le signal de l’onde gravitationnelle émise.

A un certain moment, les deux trous noirs sont si proches que leurs deux horizons se touchent. L’horizon d’un trou noir est une surface sphérique qui correspond à la surface de non retour : une fois traversé, il est impossible de faire demi-tour et de dire ce que nous avons observé, on est définitivement attiré au centre du trou noir. Lorsque les horizons se sont touchés il ne reste qu’un seul trou noir. C’est la phase dite de fusion.

Parce que les effets gravitationnels à proximité de l’horizon sont forts, on a besoin de résoudre les équations d’Einstein en régime fort. Ceci est effectué en utilisant des méthodes numériques et a été un accomplissement majeur du domaine qu’on appelle la relativité numérique ces dix dernières années (ce calcul de la forme des ondes gravitationnelles pendant la fusion a même été surnommé le « grand défi » à la fin des années 1990). Etudier cette phase nous amènera à tester la relativité générale en régime fort (c’est-à-dire quand la gravité est forte), une vraie première.

La phase finale est appelée ringdown en anglais (baisser de rideau). Une fois que le nouveau trou noir s’est formé, avec une forme plutôt irrégulière d’horizon (faite des deux horizons précédents qui se touchent par un point), il se débarrassera de ses caractéristiques indésirables par une série d’oscillations résonnantes et l’émission d’ondes gravitationnelles. Les oscillations dépendent des paramètres des trous noirs (les trous noirs d’origine et le final) et les ondes gravitationnelles émises transportent toutes ces informations, encodées dans leur forme exacte. On obtiendra ainsi de nouveau des informations précieuses sur les trous noirs et la relativité générale en étudiant les ondes produites pendant le ringdown.

La vidéo ci-dessous (crédits : NASA/C.Henze)  présente une simulation de la fusion de deux trous noirs et l’émission des ondes gravitationnelles résultantes. Les champs colorés représentent une composante de la courbure de l’espace-temps. Les voiles rouges extérieurs représentent directement les ondes gravitationnelles qui s’échappent et seront peut-être détectées plus tard par un observatoires d’ondes gravitationnelles.

 

 

Une dernière question : pendant combien de temps un signal de fusion de trou noir peut-il être vu dans un détecteur ?

Pour répondre à cette question, on doit prendre conscience du fait que les détecteurs fonctionnent dans une certaine gamme de fréquence, typiquement entre 10 et 1000 Hz pour les détecteurs terrestres, et entre 1/10000 et 1/10 Hz pour les détecteurs spatiaux. Le signal des ondes gravitationnelles est vu par le détecteur uniquement s’il est émis dans cette gamme. Mais à mesure que les deux trous noirs tournent l’un autour de l’autre, leur fréquence de rotation s’accroit, tout comme la fréquence des ondes gravitationnelles émises.

Le système binaire peut avoir évolué depuis longtemps mais la fréquence n’entre dans la gamme des détecteurs que peu avant le plongeon final (les trous noirs sont alors  proches l’un de l’autre, l’attraction gravitationnelle plus forte et donc l’amplitude des ondes gravitationnelles plus importante). Typiquement, les détecteurs terrestres détectent le signal quelques secondes avant la fusion, et les détecteurs spatiaux quelques mois avant.

GW150914

GW150914: Ceci n’a peut-être aucun sens pour vous mais vous pouvez être certain que n’importe quel physicien spécialiste des ondes gravitationnelles est tout ému en voyant ce code.

 

GW150914 est le nom de la source observée par l’expérience LIGO le 14 septembre (09) 2015. Et bien sûr, GW pour les ondes gravitationnelles (Gravitational Waves). C’est la première détection avec des ondes gravitationnelles, la première d’une longue série, espérons-le. Et le nom des suivantes suivra le même modèle, GW suivi de la date de détection.

 

Et quelle source extraordinaire ! Deux trous noirs, dont les masses respectives sont de 29 et 36 fois la masse du soleil, qui fusionnent en un seul, de 62 fois la masse du soleil. Faites l’addition : il vous manque trois masses solaires. Ce qui correspond à l’émission en quelques centièmes de secondes de masse-énergie, sous forme d’ondes gravitationnelles, de près de 1050 Watts! L’espace et le temps autour sont distordus, et cette distorsion se propage dans toutes les directions…

 

…1,3 milliard d’années plus tard, le 14 septembre 2015 à 09 :50 :45 UTC exactement, cette distorsion atteint la Terre et est détectée successivement par les deux détecteurs LIGO, le premier à Livingston (Louisiane) puis celui d’Hanford (Etat de Washington), à 7 millisecondes d’intervalle.

 

Voici ce magnifique signal, montré lors de la conférence de presse du 11 février et dans l’article publié dans Physical Review Letters, et sa comparaison avec les prédictions théoriques:

fig1 Sur les panneaux du haut, vous pouvez voir les signaux tels qu’ils sont arrivés à Livingston (à droite), puis à Hanford (à gauche) : voyez sur la droite comme ils se superposent bien !. Sur les panneaux du milieu, vous voyez la prédiction de la relativité pour les paramètres des masses donnés ci-dessus. Même à l’œil nu, en comparant avec le graphique au-dessus vous pouvez constater que les prédictions et l’observation concordent. Les panneaux du bas vous présentent la différence entre le signal et la prédiction, c’est à dire ce que les physiciens appellent le bruit. Est-ce que cela vous semble « bruyant » ? Eh bien regardez les chiffres sur l’axe vertical à gauche : le signal domine clairement sur le bruit. Ceci est dû en partie au fait qu’il s’agissait de trous noirs très massifs : c’était un événement très puissant.

 

Remarquez également l’axe du temps horizontal : tout est arrivé en moins d’une demi seconde. N’est-ce pas incroyablement court pour un événement cosmique ? Eh bien, vous devez vous souvenir que le détecteur LIGO est sensible aux ondes d’une certaine gamme de fréquence, entre une dizaine de Hz et quelques milliers de Hz. La fréquence des ondes gravitationnelles est directement liée à la fréquence de rotation des deux trous noirs. Comme ils se rapprochent au cours des siècles et des années, leur fréquence s’accroit jusqu’à ce qu’elle soit perçue par un détecteur (quand la fréquence atteint 10 Hz), ce qui arrive seulement une fraction de seconde avant le plongeon final.

 

Vous pouvez voir cela sur le graphique suivant, aussi fourni par les auteurs de l’article de découverte.

 

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Vous pouvez voir ici les trois phases (voir notre article Un pas de deux, version trous noirs) et à quelles oscillations du détecteur elles correspondent. Sur le panneau du bas, vous voyez leur évolution dans le temps avec la distance entre les trous noirs, en unités de temps de ce qu’on appelle le rayon de Schwarzschild. Le rayon de Schwarzschild est en gros le rayon de l’horizon du trou noir final, soit à peu près 200 km. Vous voyez également la vitesse relative en unités de vitesse de la lumière : elle évolue de 1/3 de la vitesse de la lumière à 2/3 de la vitesse de la lumière au moment de l’impact ! Un événement vraiment incroyable !

 

La collaboration LIGO a montré à la conférence de presse la vidéo suivante de la collision entre ces deux trous noirs. Appréciez !

 

Maintenant vous êtes prêts pour une lecture attentive de l’article de la découverte. Il a été écrit pour la communauté scientifique, mais la première partie est tout à fait accessible. Si vous ne devez lire qu’un seul article scientifique dans votre vie, c’est probablement celui-ci.

 

Et si vous êtes un étudiant en physique, avec au moins un peu de connaissances en mécanique classique, voici quelques notes pour vous permettre de comprendre cet événement remarquable. Si vous avez la nausée lorsque vous voyez des équations mathématiques, évitez !

 

Notes Comprendre GW150914 (en anglais)

Les inscriptions au MOOC Gravité! sont de nouveau ouvertes sur FUN

Les inscriptions au MOOC Gravité! sont de nouveau ouvertes sur la plate-forme FUN. La première session avait attiré 5 600 apprenants au printemps 2015. Cette nouvelle session suit le même programme: elle s’intéresse au développement des principaux concepts de Galilée à  Einstein en passant par Newton, avant de passer en revue certains des aspects les plus fascinants de l’Univers gravitationnel  – Big Bang, expansion et inflation cosmique, fond cosmologique, matière sombre et énergie sombre, trous noirs. Et nul doute que les ondes gravitationnelles seront au centre de l’intérêt dans ce cours!

Le cours commence bientôt: le 8 mars prochain pour six semaines. Vous pouvez vous enregistrer dès maintenant ici sur la plate-forme FUN. Le cours est gratuit et est ouvert à tous mais une inscription est nécessaire pour accéder à son contenu.

Gravité! est destiné à tous ceux qui éprouvent de la curiosité pour les mystères de l’Univers. Il vous invite à comprendre, sans pré-requis particulier en physique, les fondements de la théorie d’Einstein, pourquoi la gravité « est le moteur de l’Univers », et en quoi la découverte des ondes gravitationnelles ouvre une nouvelle fenêtre sur l’Univers et sur l’espace-temps. 

Pierre Binétruy et l’équipe de Gravité! vous rencontrent au Palais de la Découverte

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Pierre Binétruy et les membres de l’équipe Gravité! sont en résidence au Palais de la Découverte à Paris, au bas des Champs-Elysées, de Janvier à Mars 2016.

C’est une partie de la célébration du 100ème anniversaire de la Relativité Générale.

Rencontrez-nous en personne certains après-midis de Janvier à Mars 2016, et faites avec nous quelques expériences simples révélant la vraie nature de la gravité. Le stand baptisé « Un chercheur, une manip » est situé dans la rotonde de l’entrée du musée.

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De 14.30 à 17h00 aux dates suivantes:

JANVIER

Mer 6 Antoine Petiteau

Dim 10 Pierre Binétruy

Mer 13 Antoine Petiteau

Dim 17 Pierre Binétruy

14h30 La gravité de Galilée à Einstein,16h00 Ondes gravitationnelles

Sam 23 Hubert Halloin

Dim 24 Henri Inchauspe

Mer 27 Philippe Bacon

Sam 30 Philippe Bacon

FEVRIER

Mer 3 Hubert Halloin

Sam 6 Pierre Binétruy

Dim 7 Pierre Binétruy

Sam 13 Pierre Binétruy

Dim 14 Henri Inchauspe

Mar 23 Hubert Halloin

Ven 26 Hubert Halloin

Sam 27 Pierre Binétruy

14h30 La découverte des ondes gravitationnelles

Dim 28 Pierre Binétruy

14h30 Ondes gravitationnelles 16h00 La découverte

MARS

Sam 5 Henri Inchauspe

Dim 6 Hubert Halloin

Brzmienia/Sonoridades: Gorka Alda célèbre Chillida à Wroclaw

Le compositeur de musique contemporaine, Gorka Alda, qui a mis en musique Gravité! a créé deux installations sonores pour l’exposition “Brzmienia/Sonoridades” (Sonorités) dédiée aux sculptures d’Eduardo Chillida à Wroclaw, capitale Européenne de la Culture 2016.

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Gravitación, Eduardo Chillida

Le thème de la gravitation est récurrent dans le travail d’Eduardo Chillida (1924 – 2002). De façon surprenante, il utilise le papier pour ses sculptures inspirées par ce thème, et le vide entre les différentes couches de papier y joue aussi un rôle significatif.

L’exposition ouvre ce vendredi 15 à la Galerie Awangarda de Wroclaw et se tiendra jusqu’au 13 mars (commissaires : Inés R. Artola et Ignacio Chillida).

Une nouvelle découverte sur les particules au CERN? Pourrait-elle nous faire des révélations sur la gravité?

Le 15 Décembre dernier, les deux expériences du CERN, ATLAS et CMS, qui ont permis la découverte du boson de Higgs, ont présenté les premiers résultats du collisionneur LHC à l’énergie de collision inédite de 13 TeV, et ils ont tous deux annoncé des évènements avec un excès de 2-photons à 750 GeV.

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Cela pourrait être le signe de l’existence d’une nouvelle particule avec une énergie de masse de 750 GeV, se désintégrant en deux photons, comme le boson de Higgs. Mais la preuve est encore très succincte: on ne voit que de petites bosses quand on reporte le nombre d’événements par rapport à l’énergie.

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En termes techniques, on parle de déviation standard: ATLAS a observé un écart-type de 3.6, et CMS un écart-type de 2.6, alors que la communauté scientifique n’accepte de parler d’une découverte que pour des écarts-types de plus de 5. L’excitation vient du fait que les deux expériences voient un excès à la même masse. Mais on va probablement devoir attendre une autre année pour accumuler plus de données et voir si l’excès augmente… ou disparaît si  c’était juste une coïncidence malheureuse.

Mais les articles théoriques ont abondé pour nous fournir des interprétations de ces événements. Nature a récemment compté près d’une centaine documents parus sur le site web arXiv où la communauté scientifique télécharge ses papiers (108 à ce jour, voir ici). Pourquoi un tel intérêt? Et cela a-t-il quelque chose à voir avec la gravité?

Eh bien, la particule de Higgs découverte en 2012 a été la dernière pierre à l’édifice du Modèle Standard, lequel réalise l’unification entre les forces électromagnétique et nucléaire faible. Une nouvelle particule d’énergie de masse de 750 GeV (se désintégrant en deux photons) ne rentre pas dans le Modèle Standard; ce serait un signe clair que ce celui-ci doit être révisé, ou plutôt élargi: il faudrait aller au-delà du Modèle Standard comme nous, les physiciens, nous disons.

Pour beaucoup d’entre nous dans la communauté scientifique, c’est un évènement attendu car le Modèle Standard répond à des questions très fondamentales mais en laisse beaucoup d’autres sans réponse. Par exemple, il ne fournit pas de candidat pour la particule de matière sombre. Cette nouvelle particule hypothétique pourrait-elle être cette particule de matière sombre? Très probablement pas, mais de nombreux articles théoriques soulignent que ce premier signal d’une nouvelle physique conduirait à la découverte de nouvelles particules. On peut espérer découvrir parmi elles cette particule de matière noire, et donc résoudre un puzzle qui nous intrigue depuis les années 1930 (rappelez-vous que les seuls signes de la matière sombre ont été jusqu’à présent gravitationnels, ce qui en a conduit certains à proposer des modifications de la relativité générale pour tenir compte des observations).

Il y a une autre motivation de nature plus théorique. Le Modèle Standard ne rend compte que de l’unification des deux forces fondamentales (forces électromagnétiques et nucléaires faibles). Qu’en est-il des deux autres (forces nucléaire forte et gravitation)?

En fait, une unification plus importante nécessite de nouvelles dynamiques et donc de nouvelles particules. Mais la particule de Higgs, qui fournit les masses de toutes les autres particules, est très spéciale: sa propre masse est déstabilisée par les fluctuations quantiques associées aux nouvelles particules. En d’autres termes, si il y a, en effet, une nouvelle particule d’énergie de masse de 750 GeV, cela tendrait à augmenter la masse du Higgs à la même valeur. Mais la masse du Higgs est de 125 GeV, soit six fois plus petite. Il sera alors fascinant de voir ce qui protège la masse du boson de Higgs de ces fluctuations. Une nouvelle symétrie, par exemple? En tout cas, cela donnera des informations de premier plan sur la dynamique qui pourrait finalement conduire à une unification des forces microscopiques avec la gravité, à un niveau d’énergie beaucoup plus élevé. Le mariage longtemps recherché de la physique quantique avec la relativité générale.

L’année 2016 semble très prometteuse pour des découvertes majeures en physique fondamentale. Est-ce qu’elle tiendra ses promesses ?

Meilleurs vœux à tous pour cette nouvelle et excitante année.

Pourquoi développer des MOOC?

Merci à tous pour la qualité de vos contributions à la discussion sur le financement des MOOC. Tony pose une question centrale: Pourquoi développer des MOOC? Permettez-moi de vous donner mon propre point de vue (et ma motivation) à ce sujet.
Il est vrai que, pour le moment, la plupart des universités ont vu les MOOC comme un moyen d’améliorer leur visibilité et leur classement dans un environnement de plus en plus concurrentiel. Mais je crois que nous subissons une révolution dans la façon dont les connaissances sont diffusées (similaire à la révolution de l’imprimerie initiée par Gutenberg) et cette révolution signifie un nouveau rôle pour les universités, ou peut-être un nouveau type d’universités.
En parallèle, notre monde est devenu le village planétaire prévu par Marshall McLuhan. Ceci m’a frappé en Novembre dernier lors des événements tragiques qui ont eu lieu dans mon quartier à Paris; ils ont été immédiatement connus à travers le monde et une vague de sympathie a presque instantanément éclairé les monuments partout sur la planète en bleu, blanc et rouge.

Dans ce contexte, les universités doivent faire leur propre révolution. Pendant des siècles, elles ont été réservées à quelques heureux élus, ressortissants nationaux (sauf dans quelques universités de renommée mondiale) avec un bon CV et âgés de 18 et 25 ans. Aujourd’hui, elles devraient s’adresser au monde entier avec des apprenants de tous âges, origines, cultures, expériences et formations.
Il y a clairement un marché pour cela, et certaines entreprises privées ont commencé à investir dans ce marché potentiellement fructueux. Pourquoi devrions-nous nous en préoccuper? Parce que nous avons affaire à l’éducation et la formation et donc à notre propre avenir en tant qu’espèce humaine. Et parce confier cette tâche à des entités aux motivations uniquement financières conduira nécessairement à l’uniformité et au formatage.
Maintenant, vous pouvez légitimement penser que les universités ont également joué leur rôle dans le formatage des gens d’une certaine façon. Voilà pourquoi elles ont besoin de faire leur propre révolution. Pourquoi est-ce nécessaire? Parce que, pour résoudre les énormes problèmes de notre village planétaire, nous avons besoin d’une diversité de talents, qu’ils se trouvent dans la banlieue de Rio, Le Cap ou Chongqing, la ville de Londres, les villages de l’Inde ou la Silicon Valley.

Mais pourquoi les Universités devraient-elles être impliquées dans cette révolution? Cela, je l’ai compris grâce aux apprenants des Mooc. Au printemps dernier, nous avons publié la version française de Gravity! À la fin du cours, nous avons reçu beaucoup de remerciements et de félicitations de la part des apprenants. Et un message prédominait: « Aujourd’hui, nous sommes inondés par l’information, nous devons la digérer mais personne ne nous demande de réfléchir. C’est ce que vous avez fait. C’est peut être douloureux à certains moments, mais, à la fin, on se sent si bien! « Maintenant, n’est-ce pas un but splendide pour l’université de demain de faire penser les gens? Et à qui d’autre pourrait-on faire confiance pour une telle mission?
Pierre Binétruy

Après une semaine d’orbite terrestre, direction L1

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Depuis le lancement de LISAPathfinder, le jeudi 3 décembre 2015, les équipes de l’ESOC (European Space Operations Centre) à Darmstadt travaillent jour et nuit pour assurer les manoeuvres orbitales. Comme illustrées sur la figure, ces manoeuvres consistent à corriger la trajectoire et à augmenter par des poussées successives l’altitude de l’apogée, c’est-à-dire le point de l’orbite le plus éloigné de la Terre. A chaque poussée le moteur du module de propulsion est allumé pendant plusieurs dizaines de minutes.

Juste après le lancement l’apogée était à 1540km d’altitude. La première poussée a eu lieu le samedi 7/12/2015 à 5h02 avec une augmentation de vitesse de 393 m/s ce qui a monté l’apogée à 3392km. Puis le même jour une autre poussée à 17h20 a monté l’apogée à 7105km (+ 552 m/s). Ensuite, le mardi 8/12/2015, deux nouvelles poussées ont permis d’atteindre des orbites avec des apogées à 14488km (+ 603 m/s) puis à 44526km (+ 807 m/s). Enfin la cinquième poussée a eu lieu le 10/12/2015 à 0h34 avec une augmentation de vitesse de 398 m/s ce qui a monté l’apogée à 129122km.

Finalement après avoir fait des tests de performance du moteur, celui-ci a été allumé samedi 12 à 5h18 pendant 6mn pour effectuer la dernière poussée (+ 234 m/s). Elle a permis d’éjecter LISAPathfinder hors l’orbite terrestre et de mettre le satellite sur trajectoire en direction du point de Lagrange L1. Il va falloir maintenant presque cinquante jours pour parcourir les 1.5 millions de kilomètres qui sépare la Terre de L1.

Bon voyage LISAPathfinder, arrivée prévue fin janvier 2016 !

Antoine Petiteau

Antoine Petiteau

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